Діагра́ма Ге́рцшпрунга — Ра́ссела (також діаграма Г—Р або діаграма спектр — світність) — точкова діаграма, що відображає залежність між спектральним класом і світністю зір, або між іншими величинами, безпосередньо пов'язаними з цими двома.
Зорі на діаграмі не розподілені рівномірно, а зосереджені в кількох областях. Найбільш «населена» частина діаграми — головна послідовність, що проходить з верхнього лівого кута діаграми в правий нижній: її утворюють зорі, в ядрах яких протікає термоядерна реакція перетворення водню на гелій. Ця стадія зоряної еволюції є найтривалішою, тому на головній послідовності перебувають 90 % усіх зір.
Діаграма названа на честь Ейнара Герцшпрунга (Данія) і Генрі Расселла (США), які вперше побудували її в різних варіантах у 1911 та 1913 роках. Це одна з найвідоміших діаграм в астрономії, яка є головним інструментом у теорії будови та еволюції зір.
Історія
У 1905 році данський астроном Ейнар Герцшпрунг виявив, що зорі можна розділити на два класи за радіусами: карлики і гіганти. Німецький учений Ганс Розенберг у 1910 році і Ейнар Герцшпрунг у 1911-му вперше побудували діаграму «показник кольору — видима зоряна величина» для зір у Гіадах і Плеядах. Американський астроном Генрі Норріс Расселл у 1913 році побудував діаграму «спектральний клас — абсолютна зоряна величина» для близьких до Сонця зір. На діаграмах були головна послідовність і область червоних гігантів. Пізніше відкрито послідовність білих карликів.
Опис На точкову діаграму наносять параметри певної групи зір. Це можуть бути зорі окремого зоряного скупчення, зорі в межах певної відстані від Сонця і т. д.
По горизонталі відкладають спектральний клас або пов'язані з ним величини — температуру поверхні або показник кольору, причому зорі ранніх спектральних класів, високих температур і блакитного кольору розташовуються в лівій частині діаграми, а пізніх спектральних класів, низьких температур і червоного кольору — у правій частині.
По вертикалі відкладають абсолютну зоряну величину або світність у логарифмічному масштабі, причому яскраві зорі розташовуються у верхній частині діаграми, а тьмяні — у нижній. Якщо діаграма Герцшпрунга — Рассела будується для групи зір, розташованих на приблизно однаковій відстані від Сонця, то замість абсолютної зоряної величини по вертикалі можна відкладати видиму зоряну величину.
У згорнутих блоках нижче можна ознайомитися зі зв'язоком між різними величинами, які використовують для побудови діаграми або які можна визначати безпосередньо з діаграми:
Абсолютна зоряна величина зорі пов'язана з її повною світністю . Цей зв'язок зручно виражати в сонячних одиницях і використовувати болометричну (виміряну з урахуванням випромінювання у всіх ділянках спектра) абсолютну зоряну величину Сонця . Для болометричної абсолютної зоряної величини досліджуваної зорі залежність набуває наступного вигляду:
Зв'язок повної світності і абсолютної зоряної величини в певній фотометричній смузі, наприклад зоряної величини у смузі V, також включає відповідну болометричну поправку яка залежить від температури зорі. Ця величина за визначенням дорівнює різниці болометричної зоряної величини і зоряної величини в цій фотометричній смузі: . Тоді зв'язок світності і зоряної величини виглядає так:
За визначенням, абсолютна зоряна величина зорі дорівнює видимій зоряній величині, яку мала б зоря, перебуваючи на відстані 10 парсек. Тоді зв'язок між ними виражається формулою:
де — абсолютна зоряна величина, — видима, а — відстань до зорі в парсеках. Якщо зорі певної групи мають приблизно однакову відстань від Сонця (наприклад, усі розглядувані зорі перебувають у віддаленому зоряному скупченні), то відстань для них можна вважати однаковою. Тоді різниця між і є константою, і використання видимої зоряної величини замість абсолютної зоряної величини приводить лише до вертикального зсуву діаграми без її викривлення.
Спектр випромінювання зорі в першому наближенні схожий на спектр абсолютно чорного тіла, і до нього можна застосувати закон зміщення Віна: чим вища температура абсолютно чорного тіла, тим у коротших хвилях буде максимум спектра, а випромінювання матиме блакитніший показник кольору.
Спектральний клас зорі визначається за наявністю й інтенсивністю різних ліній поглинання в її спектрі, які виникають унаслідок переходів електронів між певними енергетичними рівнями. Частота цих переходів і їхня ймовірність сильно залежать від температури, тому спектральний клас також виявляється пов'язаним з температурою.
Таким чином, температура на поверхні зорі, її спектральний клас і показник кольору виявляються взаємозалежними. Нижче наведена таблиця, що показує зв'язок між спектральним класом, ефективною температурою та показником кольору BV для зір головної послідовності. +Зв'язок між спектральним класом, ефективною температурою та показником кольору B-V:Спектральний класЕфективна температура, KПоказник кольору B−VmO540000−0,35B028000−0,31B515500−0,17A0100000,0A585000,16F074000,30F566000,45G066000,57G554000,70K047000,84K540001,11M036001,39M530001,61M826602,00
Положення зорі на діаграмі Герцшпрунга-Рассела також відображає її розміри, оскільки ефективна температура , радіус і світність пов'язані одна з одною законом Стефана — Больцмана:
де — стала Стефана — Больцмана. Таким чином, радіус зорі виражають через температуру й світність наступним чином:
де — радіус, температура і світність Сонця відповідно. Також поширене подання логарифма радіуса через відповідні величини й використання сонячних одиниць для радіуса й світності, тобто :
Вид діаграми та зв'язок з еволюцією зір На діаграмі Герцшпрунга — Рассела зорі розподілені не рівномірно, а зосереджені переважно у кількох областях. Такий розподіл відображає особливості зореутворення і перебігу еволюції зір: маса, хімічний склад та вік зорі визначають її положення на діаграмі Герцшпрунга — Рассела.
Послідовності на діаграмі
Зорі на цій діаграмі розташовані не випадково, а утворюють добре помітні ділянки, які називають послідовностями або класами світності. У кожному класі світності існує певна залежність між кольором та світністю.
Класи світності позначаються римськими цифрами. Нижче наведено основні класи світності у порядку зменшення світності:
I — надгіганти. Вирізняють кілька підкласів: 0, Ia-0 або Ia+ — найяскравіші надгіганти або гіпергіганти. Ia — яскраві надгіганти. Iab — нормальні надгіганти. Ib — надгіганти низької світності. II — яскраві гіганти. III — гіганти. IV — субгіганти. V — зорі головної послідовності. VI — субкарлики. VII — білі карлики.
Така найпростіша схема класів світності називається йєркською класифікацією. Деякі автори виділяють на діаграмі й інші області.
Головна послідовність та субкарлики Абсолютна більшість зір (близько 90 %, включаючи Сонце) розташовані на головній послідовності — діагональній смузі, яка проходить від лівого верхнього кута діаграми до правого нижнього, тобто від яскравих і гарячих зір спектрального класу O до холодних і тьмяних зір класу M. Світності зір на головній послідовності варіюються від до (і, відповідно, абсолютні зоряні величини — від −6m до +16m), а температури — від 3 до 50 тисяч кельвінів. Незалежно від розміру, зорі головної послідовності заведено називати «карликами» — наприклад, червоні карлики та жовті карлики. Однак не всі зорі, які називають карликами, відносяться до головної послідовності: наприклад, білі карлики або коричневі карлики не є зорями головної послідовності.
На головній послідовності знаходяться зорі, що спалюють водень у своїх ядрах. Це найтриваліша стадія еволюції, з чим і пов'язана велика населеність цієї області. За час знаходження на головній послідовності параметри зорі змінюються мало. Положення зорі на ній переважно залежить від маси, і набагато слабше — від віку та хімічного складу. Чим більша маса зорі, тим більша її температура і світність, і тим вище вона знаходиться на головній послідовності. Нижня частина головної послідовності значно населеніша, ніж верхня частина, оскільки масивніші зорі формуються в меншій кількості і швидше еволюціонують, залишаючи головну послідовність.
Субкарлики утворюють послідовність, яка проходить вздовж головної послідовності, у спектральних класах від A до M, але нижче її приблизно на 1,5m. Як і зорі головної послідовності, субкарлики спалюють водень у своїх ядрах, але відрізняються нижчим вмістом важких елементів.
Гіганти та субгіганти Гігантами називають зорі великих розмірів, які на діаграмі Герцшпрунга — Рассела розташовані вище, ніж головна послідовність. Найпомітніша гілка гігантів у спектральних класах G, K, M: у цих спектральних класах зорі чітко розділені на карлики головної послідовності і на зорі-гіганти. Наприклад, у зір-гігантів при переході від спектрального класу G0 до класу M5 світність у середньому зростає від 30 до 1000 , у той час як у зір головної послідовності у тих же спектральних класах світність знижується від 1,5 до 0,01 . Гіганти спектральних класів K та M складають підтип, знаний як червоні гіганти. Субгіганти — зорі, які на діаграмі Герцшпрунга — Рассела займають проміжну область між головною послідовністю та гігантами.
Зорі потрапляють в область субгігантів, а потім — гігантів після того, як в ядрі зорі вичерпується водень, ядро стає гелієвим, а ядерне горіння водню за CNO-циклом триває у сферичній оболонці навколо ядра. Потужність енерговиділення збільшується, а разом із нею і світність. Зовнішні шари зорі розширюються, температура зорі при цьому знижується, тому на діаграмі Герцшпрунга — Рассела вона зміщується вгору і вправо, потрапляючи в область червоних гігантів. Границею між стадіями субгігантів та гігантів вважають поширення конвективної зони на всю оболонку зорі: на стадії субгіганта зовнішні шари зорі ще не повністю конвективні. Масивніші зорі можуть ставати блакитними гігантами, коли вже зійшли з головної послідовності і знаходяться на шляху перетворення на надгігант — для них ця стадія еволюції аналогічна стадії субгіганту для менш масивних зір.
Гіганти проходять кілька стадій еволюції, кожній із яких відповідають певні області на діаграмі:
Гілка червоних гігантів проходить у спектральних класах K і M зі швидким збільшенням світності до пізніх класів, аж до абсолютної зоряної величини −3m так що на діаграмі вона розташовані практично вертикально. На цій стадії в ядрах зір не відбувається жодних реакцій, а ядерне горіння водню проходить в оболонці навколо ядра. Горизонтальна гілка проходить горизонтально поблизу абсолютної зоряної величини 0m з великим розкидом спектральних класів. Зорі горизонтальної гілки спалюють гелій у ядрі. Повноцінна горизонтальна гілка спостерігається в системах, які бідні на важкі елементи; для систем з високим вмістом металів, зокрема, в зорях галактичного диску навколо Сонця спостерігають лише компактну та щільно населену червону частину горизонтальної гілки, яка називається червоним згущенням. Через частину горизонтальної гілки проходить смуга нестабільності — область, на якій зорі схильні до пульсацій, тому деякі зорі горизонтальної гілки також є змінними типу RR Ліри. Асимптотична гілка гігантів проходить від горизонтальної гілки до верхньої частини гілки червоних гігантів. Зорі на відповідній стадії еволюції вже вичерпали гелій у ядрі і горіння гелію відбувається в оболонці навколо ядер цих зір. Зорі, особливо масивні, мало часу проводять у стадії субгігантів. З цієї причини на діаграмі Герцшпрунга — Рассела область, де повинні знаходитися субгіганти проміжної і великої маси, не надто населена, і, наприклад, на діаграмі Герцшпрунга — Рассела для зір в околиці Сонця між головною послідовністю і гілкою гігантів існує проміжок, знаний як розрив Герцшпрунга. Водночас, наприклад, на діаграмах для кулястих зоряних скупчень гілка субгігантів добре помітна.
Надгіганти